S-process (original) (raw)
Der s-Prozess (s für engl. slow, dt. langsam) ist einer der Prozesse der Nukleosynthese.
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | El procés S o captura lenta de neutrons és un tipus de nucleosíntesi que requereix condicions de menor densitat neutrònica i menor temperatura en les estrelles que el procés R. En aquestes condicions, l'índex de captura neutrònica pels nuclis és lent si el comparem amb la velocitat de desintegració beta. S'obtenen isòtops estables movent-se al llarg de la vall d'estabilitat dintre de la taula d'isòtops. El procés S produeix aproximadament la meitat dels elements més pesants que el ferro i, per tant, ocupa un paper important dintre de l'evolució química galàctica. El procés S difereix del R, més ràpid, en termes de camins de reacció i condicions de reacció. El procés S, es creu que es dona en estrelles més massives que el Sol, principalment en les pertanyents a la branca asimptòtica de les gegants (AGB en anglès). A diferència del procés R, que pot donar-se durant segons en entorns explosius, el procés S pot allargar-se milers d'anys. El grau segons el qual el procés S fa augmentar el nombre atòmic dels elements al llarg de la taula isotòpica depèn essencialment de la capacitat de l'estrella per a produir neutrons, i per la quantitat inicial de ferro present. El ferro és el material de partida necessari perquè es doni aquest tipus de captura neutrònica -desintegració beta-, a partir de la qual se sintetitzen nous elements. Les principals fonts de neutrons són: 13C + α → ¹⁶O + n22Ne + α → 25Mg + n S'aprecia fàcilment quina serà la principal font de neutrons i quina la secundària (Vegeu procés triple alfa). La font principal produeix elements pesants més enllà del Sr i del I, fins a arribar al plom en les estrelles amb l'índex de metal·licitat més baix. El lloc de producció del component principal són les estrelles menys massives de la branca asimptòtica de les gegants. El component secundari del procés S abasta elements del grup del ferro fins al Sr i el I, i comença al final del cicle de combustió d'heli i carboni en les estrelles més massives. El procés S sovint es tracta matemàticament usant l'anomenada aproximació local, que dona un model teòric de les abundàncies dels diferents elements basant-se en l'assumpció d'un flux neutrònic constant dins de les estrelles, de manera que el quocient d'abundàncies sigui inversament proporcional al quocient de captura neutrònica per secció transversal per a cada isòtop. Aquesta aproximació és, com el seu nom indica, solament vàlida localment, per a isòtops de masses semblants. A causa dels fluxos neutrònics relativament baixos que s'esperen perquè es doni el procés S (de l'ordre de 10⁵ a 1011 neutrons per cm² per segon), no poden obtenir-se elements més enllà dels isòtops radioactius del tori o l'urani. El cicle que posa fi al procés S és: 209Bi + n° → 210Bi + γ 210Bi → 210Po + β-210Po → 206Pb + α És llavors quan el 206Pb captura tres neutrons donant 209Pb, el qual es desintegra emetent un electró donant 209Bi, reprenent-se el procés. (ca) عملية التقاط النيوترون البطيئة (يرمز لها اختصاراً s-process) في الفيزياء الفلكية النووية هي سلسلة من التفاعلات النووية التي تحدث في النجوم، وخاصة العماليق المقاربة. تعد عملية التقاط النيوترون البطيئة المسؤولة عن التخليق النووي لحوالي نصف نوى الذرات الأثقل من الحديد. في هذه العملية تخضع نواة الذرة إلى التقاط النيوترون لتشكل نظيراً له كتلة ذرية أعلى. إذا كان النظير المتشكل مستقراً يمكن أن تحدث سلسلة من الازديادات في الكتلة؛ ولكن بالمقابل إن كان النظير غير مستقراً فتحدث عملية اضمحلال شعاعي على شكل أشعة بيتا، وينتج عن ذلك تشكل عنصر له عدد ذري أعلى. تدعى العملية بالبطيئة لوجود وقتٍ كافٍ لحدوث عملية الاضمحلال الشعاعي فبل أن تحدث عملية التقاط نيوترون أخرى. وصفت العملية أول مرة في منشور علمي نشر سنة 1957 من العلماء مارغاريت بوربيدج ووليام فاولر وفريد هويل؛ حيث اشتهر هذا المنشور العلمي لاحقاً بالاختصار B2FH. (ar) Der s-Prozess (s für engl. slow, dt. langsam) ist einer der Prozesse der Nukleosynthese. (de) Le processus s est un ensemble de processus astrophysiques conduisant à la nucléosynthèse stellaire d'environ la moitié des éléments chimiques de numéro atomique supérieur à celui du fer, l'autre moitié étant produite par le processus p et le processus r. La lettre s signifie qu'il s'agit d'une capture neutronique lente (slow en anglais). Le processus s se déroule typiquement dans les étoiles de la branche asymptotique des géantes en impliquant des températures et des flux de neutrons considérablement moindres que ceux nécessaires au processus r, lequel se déroule lors des fusions d'étoiles à neutrons et dans les supernovae à effondrement de cœur. Au cours du processus s, les nucléides subissent une capture neutronique pour former un nucléide contenant un nucléon de plus. Si ce dernier est un isotope stable, une capture neutronique supplémentaire peut générer un isotope encore plus lourd du même élément chimique. Si l'isotope produit est instable, une désintégration β– produit un élément dont le numéro atomique est incrémenté d'une unité. C'est un processus lent, d'où son nom, qui laisse le temps à ces désintégrations de se produire avant la capture du neutron suivant. Une succession de telles réactions produit des isotopes stables le long de la vallée de stabilité des isobares par désintégration β de la carte des nucléides. Une grande variété de nucléides est produite par le processus s en combinaison avec des désintégrations α le long de la chaîne de réactions. L'abondance relative des éléments et isotopes produits dépend de l'intensité des flux de neutrons et des variations d'intensité de ces flux au cours du temps. Ces chaînes de réactions se terminent avec un cycle impliquant le plomb 82Pb, le bismuth 83Bi et le polonium 84Po. Le processus r produit des isotopes plus lourds et plus riches en neutrons que ceux produits par le processus s ; ces deux processus expliquent l'essentiel de l'abondance relative des éléments chimiques plus lourds que le fer. * (en) Tableau périodique indiquant l'origine cosmogénique de chaque élément. Les éléments produits par processus s sont essentiellement ceux indiqués en vert (composante principale) et en jaune-orangé. (fr) The slow neutron-capture process, or s-process, is a series of reactions in nuclear astrophysics that occur in stars, particularly asymptotic giant branch stars. The s-process is responsible for the creation (nucleosynthesis) of approximately half the atomic nuclei heavier than iron. In the s-process, a seed nucleus undergoes neutron capture to form an isotope with one higher atomic mass. If the new isotope is stable, a series of increases in mass can occur, but if it is unstable, then beta decay will occur, producing an element of the next higher atomic number. The process is slow (hence the name) in the sense that there is sufficient time for this radioactive decay to occur before another neutron is captured. A series of these reactions produces stable isotopes by moving along the valley of beta-decay stable isobars in the table of nuclides. A range of elements and isotopes can be produced by the s-process, because of the intervention of alpha decay steps along the reaction chain. The relative abundances of elements and isotopes produced depends on the source of the neutrons and how their flux changes over time. Each branch of the s-process reaction chain eventually terminates at a cycle involving lead, bismuth, and polonium. The s-process contrasts with the r-process, in which successive neutron captures are rapid: they happen more quickly than the beta decay can occur. The r-process dominates in environments with higher fluxes of free neutrons; it produces heavier elements and more neutron-rich isotopes than the s-process. Together the two processes account for most of the relative abundance of chemical elements heavier than iron. (en) Proses s atau proses penangkapan neutron lambat adalah sebuah proses nukleosintesis yang terjadi pada kerapatan neutron yang relatif rendah dan suasana suhu sedang di dalam bintang. Di bawah suasana ini, laju penangkapan neutron oleh inti atom adalah relatif lambat dibandingkan laju peluruhan beta-minus radioaktif. Sebuah isotop stabil menangkap neutron lain; tetapi isotop radioaktif meluruh ke turunan stabilnya sebelum neutron berikutnya tertangkap. Proses ini menghasilkan isotop-isotop stabil dengan menggeser lembah isobar-isobar stabil peluruhan beta pada tabel nuklida. Proses s menghasilkan hampir separo isotop unsur yang lebih berat daripada besi, dan karenanya memainkan peran penting di dalam evolusi kimia galaktik. Proses s berbeda dari proses r yang mampu menangkap neutron secara lebih cepat. (in) Col nome di processo s (dall'inglese slow), è chiamato il processo di cattura lenta dei neutroni, un processo di nucleosintesi che avviene nelle stelle in condizioni di bassa densità neutronica, e di media temperatura. In tali condizioni il tasso di cattura neutronica da parte dei nuclei atomici è più lento di quello del decadimento radioattivo beta. Nel processo s un isotopo stabile cattura un neutrone, ma il nuclide instabile che viene così creato decade prima che un altro neutrone venga catturato. In tal modo viene creato un isotopo stabile dell'elemento di numero atomico immediatamente successivo. Tramite questo processo viene creata circa la metà degli isotopi degli elementi più pesanti del ferro dell'universo e pertanto esso gioca un ruolo importante nella determinazione della composizione chimica delle galassie. Il processo s differisce dal Processo r per la differente velocità di cattura dei neutroni, che è molto più elevata nel processo r. Le lettere s e r sono le abbreviazione delle parole inglesi slow (lento) e rapid (veloce). (it) s過程（エスかてい、s-Process = slow-Process）は、漸近巨星分枝星内で、恒星の寿命スケールの時間で起きる元素合成過程。中性子捕獲で起きる。中性子捕獲の後、次の中性子捕獲をするまでにベータ崩壊する期間が十分あり、核図表のベータ安定線に沿って安定同位体を推移しながら核子が増えていく。鉄より重い重元素の元素合成過程の半分を占め、元素合成で重要な役割を占める。高速な中性子捕獲過程であるr過程との違いは、その時間スケールである。 (ja) S과정(S-process)은 낮은 중성자 밀도 및 낮은 온도를 지닌 방사성 물질의 중성자 포획 과정이다. S은 영어 slow(느린)를 나타낸다. P-과정 및 R-과정도 참조하기 바란다. S-과정은 골짜기 모양의 베타 안정성 조건을 따르면서 안정된 동위원소를 만들어낸다. S과정은 태양보다 큰 별, 특히 적색거성에서 일어나는 것으로 생각된다. 수 초 정도에 일어나는 R-과정과는 달리, S-과정은 수 천년 단위에서 일어나는 것으로 생각된다. S-과정을 통해 원소가 주기율표 상에서 이동하는 정도는, 별이 철, 즉 중성자 포획-감마선 방출-베타 붕괴로 이어지는 원소 합성 과정을 위한 이른바 "씨앗 원소"를 생성하는 정도에 따라 결정된다. 이러한 이유로, 철을 생산하기에 충분한 정도의 그렇다고 너무 크지 않은 질량을 가진 별이 S-과정을 통해 원소를 생성하는 근원일 것이라고 생각된다. 너무 무거운 별은 철을 만들어내기는 하지만, 중간 정도 질량의 별에 비해 아주 짧은 삶을 누리며, S-과정에 부적절하다. S과정은 주로 지역 근사(local approximation)를 이용해서 수학적으로 다루어진다. 지역 근사란 별 내부에 지속적인 중성자 다발이 있다는 가정하에, 충분한 원소가 존재한다는 이론적인 모델로, 원소의 존재 비율은 동위원소의 중성자 포획률에 반비례한다는 것이다. S과정동안의 상대적으로 낮은 중성자 다발(105에서 1011 중성자/cm2 second)때문에, S-과정은 토륨이나 우라늄과 같은 무거운 방사선 동위원소를 생성할 수 없다. 최종적으로 S-과정은 다음과 같이 순환한다. 비스무트-209 + n0 → 비스무트-210 + γ 비스무트-210 → 폴로늄-210 + β- 폴로늄-210 → 납-206 + α 납-206은 이어 3개의 중성자를 포획하여 납-209로 되며, 납-209는 베타 붕괴를 통해 비스무트-209로 된다. 비스무트-209는 위와 같은 순환을 다시 시작한다. (ko) O processo s (de slow, lento, em inglês), ou captura lenta de nêutrons é um tipo de nucleossíntese que requer condições de menor densidade neutrônica e menor temperatura nas estrelas que o processo r. Nessas condições o índice de captura neutrônica pelos núcleos é lento se o comparamos com a velocidade de desintegração beta. São obtidos isótopos estáveis movendo-se ao longo do vale de estabilidade dentro da . O processo s produz aproximadamente a metade dos elementos mais pesados que o ferro e portanto desempenha um papel importante dentro da evolução química galáctica. O proceso s difere do r, mais rápido, em termos de caminhos de reação e condições de reação. Acredita-se que o processo s ocorra em estrelas mais massivas que o Sol, principalmente nas pertencentes ao ramo assintótico das gigantes (AGB em inglês). A diferença do processo r, que pode dar-se durante segundos em cercanias explosivas, o processo s pode alongar-se por milhares de anos. O grau segundo o qual o processo s faz aumentar o número atômico dos elementos ao longo da tabela isotópica depende essencialmente da capacidade da estrela para produzir nêutrons, e pela quantidade inicial de ferro presente. O ferro é o material de partida necessário para que se dê este tipo de captura neutrônica-desintegração beta, a partir da qual se sintetizam novos elementos. (pt) Proces s (ang. s-process, slow neutron captures process) – reakcja jądrowa nukleosyntezy zachodząca przy stosunkowo niskiej gęstości neutronów i średniej temperaturze. Ma miejsce w gwiazdach o masach porównywalnych do masy Słońca w końcowym etapie ich życia, gdy gwiazda przechodzi przez fazę AGB. Proces polega na wychwycie niezbyt szybkich neutronów przez nuklidy i rozpadach beta minus, prowadząc do powstawania jąder o coraz większej liczbie atomowej. Proces ten pozwala na powstanie jąder cięższych od niklu. Przykładowa reakcja: Izotopy, dla których izotop zawierający o jeden neutron mniej nie jest trwały (kadm-116, cyna-122, cyna-124, antymon-123), nie mogą powstać w wyniku tego procesu. W procesie s skala czasowa wychwytu neutronu jest dużo dłuższa od skali czasowej rozpadu beta, w związku z czym zachodzą wszystkie możliwe rozpady. Powstające nuklidy leżą zatem na płaszczyźnie A-Z wzdłuż linii beta stabilności. Ciąg ten kończy się na jądrach z liczbą masową A = 209 (bizmut). Następne nuklidy są już nietrwałe ze względu na rozpad alfa. (pl) S-processen eller slow process (engelska: långsam process), är en neutroninfångande elementsyntes som äger rum i tunga stjärnor som nått den asymptotiska jättegrenen. S-processen har genom transmutation skapat hälften av alla grundämnen tyngre än järn såsom strontium, barium och bly, och föreslogs 1956 av och Harold Urey. (sv) S-過程，或稱為慢中子捕獲過程，是發生在相對來說中子密度較低和溫度中等條件下的恆星進行核合成過程。在這樣的條件下，原子的核心進行中子捕獲的速率相較之下就低於β負衰變。穩定的同位素捕獲中子；但是放射性同位素在另一次中子捕獲前就先衰變成為穩定的子核，這樣經由的過程，使同位素沿著同位素列表的槽線移動。S-過程大約創造了另一半比鐵重的元素，因此在星系化學演化中扮演著很重要的角色。S-過程與更快速的r-過程中子捕獲不同的是它的低速率。 (zh) s-Процесс или медленный процесс захвата нейтронов — это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов. Характерное время протекания s-процессов много больше периода β-распада, поэтому в них включаются либо стабильные ядра, либо β−-радиоактивные ядра, имеющие большие периоды полураспада. Исходным элементом в s-процессе служит изотоп железа 56Fe. (ru) s-процес (від англ. slow — повільний) — реакції нуклеосинтезу, які полягають у послідовному захопленні ядрами нейтронів. Процес названо повільним на відміну від r-процесу, тому що ядра із короткими періодами напіврозпаду, що утворюються у таких реакціях, здебільшого встигають зазнати β-розпаду перш ніж буде приєднано наступний нейтрон. За сучасними уявленнями саме завдяки цьому процесу у Всесвіті утворилася основна кількість хімічних елементів, важчих від заліза (до бісмуту включно), а також деяка кількість ізотопів аргону та кальцію. Відповідний механізм нуклеосинтезу вперше описано у відомій праці Маргарет і Джеффрі Бербіджів, Фреда Хойла та Вільяма Фаулера. (uk) |
| dbo:thumbnail | wiki-commons:Special:FilePath/Nucleosynthesis_periodic_table.svg?width=300 |
| dbo:wikiPageID | 352908 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 21150 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 1065909914 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbr:Quantum_mechanics dbr:Barium dbr:Beta-decay_stable_isobars dbr:Beta_decay dbr:Paul_W._Merrill dbr:Valley_of_stability dbr:Inert_gas dbr:Polonium dbr:Mass_number dbr:Presolar_grains dbr:Nuclear_reactions dbc:Nucleosynthesis dbr:Cosmic_dust dbr:Noble_gas dbr:Electron dbr:Free_neutron dbr:Gamma_ray dbr:Thorium dbr:Silicon_carbide dbr:Strontium dbr:Yttrium dbr:Krypton dbr:Nucleosynthesis dbc:Neutron dbr:Lead-206 dbr:Heavy_metal_(chemical_element) dbr:Abundance_of_the_chemical_elements dbr:Alpha_particle dbr:Alpha_decay dbr:Nuclear_shell_model dbr:Carbon-burning_process dbr:Isotope dbr:Red_giant dbr:Hans_Suess dbr:Harold_Urey dbr:Asymptotic_giant_branch dbr:Atomic_nucleus dbr:Atomic_number dbr:Iron dbr:Technetium dbr:Atomic_mass dbc:Astrophysics dbc:Nuclear_physics dbr:Lead dbr:Bismuth dbr:Table_of_nuclides dbr:R-process dbr:Donald_D._Clayton dbr:B2FH_paper dbr:Polonium-210 dbr:Neutrino dbr:Neutron dbr:Neutron_flux dbr:Asymptotic_Giant_Branch dbr:Radioactive_decay dbr:Xenon dbr:Neutron_capture dbr:Helium_fusion dbr:Uranium dbr:Neutron_source dbr:Stable_nuclide dbr:Nuclear_astrophysics dbr:Seed_nucleus dbr:B2FH dbr:Unstable_nucleus dbr:Asymptotic_giant_branch_stars dbr:S-process_element dbr:Abundance_of_chemical_elements dbr:File:Nucleosynthesis_periodic_table.svg dbr:File:S-R-processes-atomic-mass-201-to-210.svg dbr:File:S-process-elem-Ag-to-Sb.svg |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:Cn dbt:Math dbt:Nuclear_processes dbt:Reflist dbt:Short_description dbt:Val dbt:SubatomicParticle dbt:Nuclide dbt:SimpleNuclide dbt:Star |
| dct:subject | dbc:Nucleosynthesis dbc:Neutron dbc:Astrophysics dbc:Nuclear_physics |
| gold:hypernym | dbr:Nucleosynthesis |
| rdfs:comment | Der s-Prozess (s für engl. slow, dt. langsam) ist einer der Prozesse der Nukleosynthese. (de) s過程（エスかてい、s-Process = slow-Process）は、漸近巨星分枝星内で、恒星の寿命スケールの時間で起きる元素合成過程。中性子捕獲で起きる。中性子捕獲の後、次の中性子捕獲をするまでにベータ崩壊する期間が十分あり、核図表のベータ安定線に沿って安定同位体を推移しながら核子が増えていく。鉄より重い重元素の元素合成過程の半分を占め、元素合成で重要な役割を占める。高速な中性子捕獲過程であるr過程との違いは、その時間スケールである。 (ja) S-processen eller slow process (engelska: långsam process), är en neutroninfångande elementsyntes som äger rum i tunga stjärnor som nått den asymptotiska jättegrenen. S-processen har genom transmutation skapat hälften av alla grundämnen tyngre än järn såsom strontium, barium och bly, och föreslogs 1956 av och Harold Urey. (sv) S-過程，或稱為慢中子捕獲過程，是發生在相對來說中子密度較低和溫度中等條件下的恆星進行核合成過程。在這樣的條件下，原子的核心進行中子捕獲的速率相較之下就低於β負衰變。穩定的同位素捕獲中子；但是放射性同位素在另一次中子捕獲前就先衰變成為穩定的子核，這樣經由的過程，使同位素沿著同位素列表的槽線移動。S-過程大約創造了另一半比鐵重的元素，因此在星系化學演化中扮演著很重要的角色。S-過程與更快速的r-過程中子捕獲不同的是它的低速率。 (zh) s-Процесс или медленный процесс захвата нейтронов — это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов. Характерное время протекания s-процессов много больше периода β-распада, поэтому в них включаются либо стабильные ядра, либо β−-радиоактивные ядра, имеющие большие периоды полураспада. Исходным элементом в s-процессе служит изотоп железа 56Fe. (ru) عملية التقاط النيوترون البطيئة (يرمز لها اختصاراً s-process) في الفيزياء الفلكية النووية هي سلسلة من التفاعلات النووية التي تحدث في النجوم، وخاصة العماليق المقاربة. تعد عملية التقاط النيوترون البطيئة المسؤولة عن التخليق النووي لحوالي نصف نوى الذرات الأثقل من الحديد. وصفت العملية أول مرة في منشور علمي نشر سنة 1957 من العلماء مارغاريت بوربيدج ووليام فاولر وفريد هويل؛ حيث اشتهر هذا المنشور العلمي لاحقاً بالاختصار B2FH. (ar) El procés S o captura lenta de neutrons és un tipus de nucleosíntesi que requereix condicions de menor densitat neutrònica i menor temperatura en les estrelles que el procés R. En aquestes condicions, l'índex de captura neutrònica pels nuclis és lent si el comparem amb la velocitat de desintegració beta. S'obtenen isòtops estables movent-se al llarg de la vall d'estabilitat dintre de la taula d'isòtops. El procés S produeix aproximadament la meitat dels elements més pesants que el ferro i, per tant, ocupa un paper important dintre de l'evolució química galàctica. El procés S difereix del R, més ràpid, en termes de camins de reacció i condicions de reacció. (ca) Le processus s est un ensemble de processus astrophysiques conduisant à la nucléosynthèse stellaire d'environ la moitié des éléments chimiques de numéro atomique supérieur à celui du fer, l'autre moitié étant produite par le processus p et le processus r. La lettre s signifie qu'il s'agit d'une capture neutronique lente (slow en anglais). Le processus s se déroule typiquement dans les étoiles de la branche asymptotique des géantes en impliquant des températures et des flux de neutrons considérablement moindres que ceux nécessaires au processus r, lequel se déroule lors des fusions d'étoiles à neutrons et dans les supernovae à effondrement de cœur. (fr) Proses s atau proses penangkapan neutron lambat adalah sebuah proses nukleosintesis yang terjadi pada kerapatan neutron yang relatif rendah dan suasana suhu sedang di dalam bintang. Di bawah suasana ini, laju penangkapan neutron oleh inti atom adalah relatif lambat dibandingkan laju peluruhan beta-minus radioaktif. Sebuah isotop stabil menangkap neutron lain; tetapi isotop radioaktif meluruh ke turunan stabilnya sebelum neutron berikutnya tertangkap. Proses ini menghasilkan isotop-isotop stabil dengan menggeser lembah isobar-isobar stabil peluruhan beta pada tabel nuklida. Proses s menghasilkan hampir separo isotop unsur yang lebih berat daripada besi, dan karenanya memainkan peran penting di dalam evolusi kimia galaktik. Proses s berbeda dari proses r yang mampu menangkap neutron secara l (in) The slow neutron-capture process, or s-process, is a series of reactions in nuclear astrophysics that occur in stars, particularly asymptotic giant branch stars. The s-process is responsible for the creation (nucleosynthesis) of approximately half the atomic nuclei heavier than iron. (en) S과정(S-process)은 낮은 중성자 밀도 및 낮은 온도를 지닌 방사성 물질의 중성자 포획 과정이다. S은 영어 slow(느린)를 나타낸다. P-과정 및 R-과정도 참조하기 바란다. S-과정은 골짜기 모양의 베타 안정성 조건을 따르면서 안정된 동위원소를 만들어낸다. S과정은 태양보다 큰 별, 특히 적색거성에서 일어나는 것으로 생각된다. 수 초 정도에 일어나는 R-과정과는 달리, S-과정은 수 천년 단위에서 일어나는 것으로 생각된다. S-과정을 통해 원소가 주기율표 상에서 이동하는 정도는, 별이 철, 즉 중성자 포획-감마선 방출-베타 붕괴로 이어지는 원소 합성 과정을 위한 이른바 "씨앗 원소"를 생성하는 정도에 따라 결정된다. 이러한 이유로, 철을 생산하기에 충분한 정도의 그렇다고 너무 크지 않은 질량을 가진 별이 S-과정을 통해 원소를 생성하는 근원일 것이라고 생각된다. 너무 무거운 별은 철을 만들어내기는 하지만, 중간 정도 질량의 별에 비해 아주 짧은 삶을 누리며, S-과정에 부적절하다. 비스무트-209 + n0 → 비스무트-210 + γ 비스무트-210 → 폴로늄-210 + β- 폴로늄-210 → 납-206 + α (ko) Col nome di processo s (dall'inglese slow), è chiamato il processo di cattura lenta dei neutroni, un processo di nucleosintesi che avviene nelle stelle in condizioni di bassa densità neutronica, e di media temperatura. In tali condizioni il tasso di cattura neutronica da parte dei nuclei atomici è più lento di quello del decadimento radioattivo beta. Nel processo s un isotopo stabile cattura un neutrone, ma il nuclide instabile che viene così creato decade prima che un altro neutrone venga catturato. In tal modo viene creato un isotopo stabile dell'elemento di numero atomico immediatamente successivo. Tramite questo processo viene creata circa la metà degli isotopi degli elementi più pesanti del ferro dell'universo e pertanto esso gioca un ruolo importante nella determinazione della compos (it) Proces s (ang. s-process, slow neutron captures process) – reakcja jądrowa nukleosyntezy zachodząca przy stosunkowo niskiej gęstości neutronów i średniej temperaturze. Ma miejsce w gwiazdach o masach porównywalnych do masy Słońca w końcowym etapie ich życia, gdy gwiazda przechodzi przez fazę AGB. Proces polega na wychwycie niezbyt szybkich neutronów przez nuklidy i rozpadach beta minus, prowadząc do powstawania jąder o coraz większej liczbie atomowej. Proces ten pozwala na powstanie jąder cięższych od niklu. Przykładowa reakcja: (pl) O processo s (de slow, lento, em inglês), ou captura lenta de nêutrons é um tipo de nucleossíntese que requer condições de menor densidade neutrônica e menor temperatura nas estrelas que o processo r. Nessas condições o índice de captura neutrônica pelos núcleos é lento se o comparamos com a velocidade de desintegração beta. São obtidos isótopos estáveis movendo-se ao longo do vale de estabilidade dentro da . O processo s produz aproximadamente a metade dos elementos mais pesados que o ferro e portanto desempenha um papel importante dentro da evolução química galáctica. O proceso s difere do r, mais rápido, em termos de caminhos de reação e condições de reação. (pt) s-процес (від англ. slow — повільний) — реакції нуклеосинтезу, які полягають у послідовному захопленні ядрами нейтронів. Процес названо повільним на відміну від r-процесу, тому що ядра із короткими періодами напіврозпаду, що утворюються у таких реакціях, здебільшого встигають зазнати β-розпаду перш ніж буде приєднано наступний нейтрон. За сучасними уявленнями саме завдяки цьому процесу у Всесвіті утворилася основна кількість хімічних елементів, важчих від заліза (до бісмуту включно), а також деяка кількість ізотопів аргону та кальцію. (uk) |
| rdfs:label | عملية التقاط النيوترون البطيئة (ar) Procés S (ca) S-Prozess (de) Processus s (fr) Proses s (in) Processo s (it) S過程 (ja) S과정 (ko) S-process (en) Proces s (pl) Processo s (pt) S-processen (sv) S-процесс (ru) S-процес (uk) S-過程 (zh) |
| owl:sameAs | freebase:S-process wikidata:S-process dbpedia-ar:S-process dbpedia-bg:S-process dbpedia-ca:S-process dbpedia-de:S-process dbpedia-fr:S-process dbpedia-id:S-process dbpedia-it:S-process dbpedia-ja:S-process dbpedia-ko:S-process http://lt.dbpedia.org/resource/S_procesas dbpedia-pl:S-process dbpedia-pt:S-process dbpedia-ro:S-process dbpedia-ru:S-process http://si.dbpedia.org/resource/S-process dbpedia-sv:S-process dbpedia-th:S-process dbpedia-uk:S-process dbpedia-vi:S-process dbpedia-zh:S-process https://global.dbpedia.org/id/2aeoX |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:S-process?oldid=1065909914&ns=0 |
| foaf:depiction | wiki-commons:Special:FilePath/Nucleosynthesis_periodic_table.svg wiki-commons:Special:FilePath/S-process-elem-Ag-to-Sb.svg wiki-commons:Special:FilePath/S-R-processes-atomic-mass-201-to-210.svg |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:S-process |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:S_process dbr:S-process_element |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Cadmium dbr:Caesium dbr:Calcium dbr:Potassium dbr:Praseodymium dbr:List_of_astronomy_acronyms dbr:S_process dbr:Bismuth-209 dbr:Delta_Sagittarii dbr:Paul_W._Merrill dbr:U_Aquarii dbr:U_Hydrae dbr:U_Monocerotis dbr:V1401_Aquilae dbr:Decay_chain dbr:Index_of_physics_articles_(S) dbr:James_W._Truran dbr:Stellar_classification dbr:Nucleogenic dbr:10_Draconis dbr:16_Serpentis dbr:Cosmic_dust dbr:Gas-rich_meteorites dbr:Nuclear_physics dbr:Silicon-burning_process dbr:Thermonuclear_fusion dbr:Epsilon_Aquilae dbr:Epsilon_Canis_Minoris dbr:Epsilon_Pegasi dbr:Gamma_Andromedae dbr:Gamma_Monocerotis dbr:NGC_5315 dbr:LoTr_5 dbr:Silver dbr:Yttrium dbr:Zeta_Capricorni dbr:Hafnium–tungsten_dating dbr:Nucleosynthesis dbr:Supergiant dbr:1_Aurigae dbr:BD_Camelopardalis dbr:Cerium dbr:Tin dbr:W_Canis_Majoris dbr:W_Orionis dbr:Dredge-up dbr:Iron_group dbr:Iron_peak dbr:Lead_star dbr:24_Aquilae dbr:2_Aurigae dbr:57_Pegasi dbr:58_Leonis dbr:5_Canum_Venaticorum dbr:61_Leonis dbr:83_Cancri dbr:83_Ursae_Majoris dbr:8_Andromedae dbr:Alphard dbr:DY_Persei dbr:Barium_star dbr:Nu1_Boötis dbr:Nu2_Sagittarii dbr:Nu_Piscium dbr:Nuclear_technology dbr:P-nuclei dbr:Pakistan_Atomic_Research_Reactor dbr:Carbon-burning_process dbr:Carbon_star dbr:Germanium dbr:Isotope dbr:Isotopes_of_tantalum dbr:HD_122563 dbr:HD_136138 dbr:HD_140283 dbr:HD_147513 dbr:HD_165634 dbr:HD_20644 dbr:HD_2454 dbr:HD_80230 dbr:Harvey_Raymond_Butcher dbr:Heavy_metals dbr:Asymptotic_giant_branch dbr:Atom dbr:Technetium dbr:Stellar_nucleosynthesis dbr:Chi_Cygni dbr:Lanthanum dbr:Lead dbr:Supernova dbr:Supernova_nucleosynthesis dbr:Nuclear_transmutation dbr:R-process dbr:Technetium_star dbr:Donald_D._Clayton dbr:Artemis_Spyrou dbr:B2FH_paper dbr:CEMP_star dbr:CN_star dbr:Polonium-210 dbr:IRAS_23304+6147 dbr:Indium dbr:Messier_10 dbr:Metal dbr:Neutron dbr:Neutron_flux dbr:Omega_Capricorni dbr:RT_Trianguli_Australis dbr:RU_Camelopardalis dbr:Rare-earth_element dbr:Xenon dbr:Xi1_Ceti dbr:Neutron_capture dbr:S-type_star dbr:Uranium dbr:Neutron_capture_nucleosynthesis dbr:Rp-process dbr:Even_and_odd_atomic_nuclei dbr:Outline_of_astronomy dbr:P-process dbr:Triple-alpha_process dbr:Seed_nucleus dbr:S-process_element |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:S-process |
